La expansión o contracción del universo depende de su contenido y de su historia pasada. Con suficiente materia, la expansión se ralentizará o incluso se convertirá en una contracción. Por otro lado, la energía oscura impulsa al universo hacia tasas crecientes de expansión. La tasa de expansión actual se expresa generalmente como la constante de Hubble (en unidades de kilómetros por segundo por Megaparseg, o simplemente por segundo).

Hubble descubrió que el universo no era estático, sino que se estaba expandiendo!

Descripción histórica

En la década de 1920, Edwin Hubble, utilizando el telescopio de 100″ de nueva construcción en el Observatorio MountWilson, detectó estrellas variables en varias nebulosas. Las nebulosas son objetos difusos cuya naturaleza fue un tema de acalorado debate en la comunidad astronómica: ¿estaban las nubes interestelares en nuestra propia galaxia Vía Láctea, o galaxias enteras fuera de nuestra galaxia?Esta fue una pregunta difícil de responder porque es notoriamente difícil medir la distancia a la mayoría de los cuerpos astronómicos, ya que no hay un punto de referencia para la comparación.El descubrimiento del Hubble fue revolucionario porque estas estrellas variables tenían un patrón característico parecido a una clase de estrellas llamadas variables cefeidas. Anteriormente, Henrietta Levitt, parte de un grupo de astrónomos que trabajaban en el Observatorio de la Universidad de Harvard, había mostrado que había una estrecha correlación entre el período de una estrella variable Cefeida y su luminosidad (brillo intrínseco). Al conocer la luminosidad de una fuente, es posible medir la distancia a esa fuente midiendo cuán brillante nos parece: el atenuador aparece cuanto más lejos está. Por lo tanto, al medir el período de estas estrellas (y, por lo tanto, su luminosidad) y su brillo aparente, el Hubble pudo demostrar que estas nebulosas no eran nubes dentro de nuestra propia Galaxia, sino galaxias externas mucho más allá del borde de nuestra propia Galaxia.

El segundo descubrimiento revolucionario de Hubble se basó en comparar sus mediciones de las determinaciones de distancia de galaxias basadas en Céfidas con mediciones de las velocidades relativas de estas galaxias. Mostró que galaxias más distantes se alejaban de nosotros más rápidamente:

v = Hod

donde v es la velocidad a la que una galaxia se aleja de nosotros, y d es la distancia. La constante de proporcionalidad Ho ahora se llama constante de Hubble. La unidad común de velocidad utilizada para medir la velocidad de una galaxia es km/seg, mientras que la unidad más común para medir la distancia a las galaxias cercanas se llama Megaparsec (Mpc), que es igual a 3,26 millones de años luz o 30.800.000.000.000.000.000 km! Por lo tanto, las unidades de la constante de Hubble son (km/seg)/Mpc.

Este descubrimiento marcó el comienzo de la era moderna de la cosmología. Hoy en día, las variables Cefeidas siguen siendo uno de los mejores métodos para medir distancias a galaxias y son vitales para determinar la tasa de expansión (la constante de Hubble) y la edad del universo.

¿Qué son las variables Cefeidas?

La estructura de todas las estrellas, incluidas las estrellas variables Sol y Cefeida, está determinada por la opacidad de la materia en la estrella. Si la materia es muy opaca, los fotones tardan mucho en difundirse desde el núcleo caliente de la estrella, y pueden desarrollarse fuertes gradientes de temperatura y presión en la estrella. Si la materia es casi transparente, entonces las fotografías se mueven fácilmente a través de la estrella y borran cualquier gradiente de temperatura. Las estrellas cefeidas oscilan entre dos estados: cuando la estrella está en su estado compacto, el helio en una capa de su atmósfera se ioniza individualmente. Los fotones se dispersan del electrón enlazado en átomos de helio muy ionizados, por lo que la capa es muy opaca y se acumulan grandes gradientes de temperatura y presión a través de la capa. Estas grandes presiones hacen que la capa (y toda la estrella) se expanda. Cuando la estrella está en su estado expandido, el helio en la capa es doblemente ionizado, de modo que la capa es más transparente a la radiación y hay un gradiente de presión mucho más débil a través de la capa. Sin el gradiente de presión para soportar la estrella contra la gravedad, la capa (y toda la estrella) se contrae y la estrella vuelve a su estado comprimido.

Las estrellas variables cefeidas tienen masas entre cinco y veinte masas solares. Las estrellas más masivas son más luminosas y tienen sobres más extendidos. Debido a que sus envolturas están más extendidas y la densidad en sus envolturas es menor, su período de variabilidad,que es proporcional a la raíz cuadrada inversa de la densidad en la capa, es más largo.

Enlace de texto al comunicado de prensa HST que describe esta imagen.

Dificultades en el uso de Cefeidas

Ha habido una serie de dificultades asociadas con el uso de Cefeidas como indicadores de distancia. Durante gran parte del siglo pasado, los astrónomos utilizaron placas fotográficas para medir los flujos de las estrellas. Las placas eran altamente no lineales y a menudo producían mediciones de flujo defectuosas.Dado que las estrellas masivas son de corta duración, siempre se encuentran cerca de sus polvorientos lugares de nacimiento.El polvo absorbe la luz, particularmente en longitudes de onda azules, donde se tomaron la mayoría de las imágenes fotográficas, y si no se corrigió adecuadamente, esta absorción de polvo puede conducir a determinaciones de luminosidad erróneas. Finalmente, ha sido muy difícil detectar galaxias cefeidas indistantes desde el suelo: la atmósfera fluctuante de la Tierra hace imposible separar estas estrellas de la luz difusa de sus galaxias anfitrionas.

Otra dificultad histórica con el uso de Cefeidas como indicadores de distancia ha sido el problema de determinar la distancia a una muestra de Cefeidas cercanas. En los últimos años, los astrónomos han desarrollado varios métodos muy fiables e independientes para determinar las distancias a la Gran Nube de Magallanes (LMC) y a la Pequeña Nube de Magallanes (SMC), dos de las galaxias satélite cercanas de nuestra propia Galaxia Vía Láctea. Dado que el LMC y el SMC contienen un gran número de Cefeidas, se pueden utilizar para calibrar la escala de distancias.

Progresos recientes

Los avances tecnológicos han permitido a los astrónomos superar una serie de otras dificultades del pasado. Los detectores llamados CCD (dispositivos de carga acoplada, como los utilizados en cámaras digitales) hicieron posibles mediciones precisas del flujo de radiación. Estos detectores también son sensibles a las longitudes de onda infrarrojas. El polvo es mucho más transparente en estas longitudes de onda. Midiendo flujos en múltiples longitudes de onda, los astrónomos pudieron corregir los efectos del polvo y hacer determinaciones de distancia mucho más precisas.

Estos avances permitieron un estudio más preciso de las galaxias cercanas que componen el»Grupo Local» de galaxias. Los astrónomos observaron Cefeidas tanto en la región rica en metales de la galaxia Andrómeda como en su región externa pobre en metales. (Para un astrónomo, un»metal» es cualquier elemento más pesado que el helio, el segundo elemento más ligero de la tabla periódica. Estos elementos se producen en las estrellas y, en última instancia, se liberan en el medio interestelar a medida que las estrellas evolucionan.) Este trabajo demostró que las propiedades de los Céfidos no dependen sensiblemente de las abundancias químicas. A pesar de estos avances, los astrónomos,limitados por la atmósfera de la Tierra, solo podían medir las distancias a las galaxias más cercanas. Además del movimiento debido a la expansión del universo, las galaxias tienen «movimientos relativos» debido a la atracción gravitatoria de sus vecinas. Debido a estos «movimientos peculiares», los astrónomos necesitan medir las distancias a distancias distantes para poder determinar la constante de Hubble.

Tratando de adentrarse más en el universo, los astrónomos han desarrollado una serie de nuevas técnicas para determinar las distancias relativas a las galaxias: estas escalas de distancia relativizada independientes ahora están de acuerdo en ser mejores que el 10%. Por ejemplo, existe una relación muy estrecha,llamada relación Tully-Fisher, entre la velocidad de rotación de una galaxia espiral y su luminosidad. Los astrónomos también encontraron que la supernova de tipo Ia, que se cree que se debe a la quema explosiva de una estrella enana blanca, todas tenían casi la misma luminosidad máxima.Sin embargo,sin mediciones precisas de la distancia a un gran número de galaxias prototipo, los astrónomos no podrían calibrar estas mediciones de distancia relativa. Por lo tanto, eran incapaces de hacer determinaciones precisas de la constante de Hubble.

Durante las últimas décadas, los principales astrónomos, utilizando diferentes datos, reportaron valores para la constante de Hubble que variaban entre 50 (km / seg)/Mpc y 100 (km/seg) / Mpc.Resolver este factor de dos discrepancias fue uno de los problemas pendientes más importantes en la cosmología observacional.

Proyecto Clave del Hubble

El programa del Proyecto Clave esbozó los principales objetivos del Telescopio Espacial Hubble (HST). Uno de los objetivos principales del HST era completar el programa de EdwinHubble de medir distancias a galaxias cercanas. Si bien el telescopio espacial Hubble es comparable en diámetro al telescopio del Hubble en el Monte Wilson, tenía la ventaja de estar por encima de la atmósfera de la Tierra, en lugar de estar ubicado en las afueras de Los Ángeles. La reparación del Telescopio Espacial Hubble de la NASA restauró su visión y habilitó el programa Clave del Proyecto. Las fotos de abajo muestran imágenes de antes y después de M100, una de las galaxias cercanas observadas por el programa key project. Con el TSH mejorado, era mucho más fácil detectar estrellas brillantes individuales en M100, un paso necesario en el estudio de las variables Cefeidas. El proyecto también comprobó si las propiedades de las variables Cefeida son sensibles a la composición estelar.

Imagen HST de M100 antes y después de la reparación

Enlace de texto al comunicado de prensa de HST que describe esta imagen.

En general, el proyecto clave intentó obtener distancias a 20 galaxias cercanas. Con esta gran muestra, el proyecto calibró y cotejó varios indicadores de distancia secundarios. Debido a que M100 está lo suficientemente cerca de nosotros como para que su movimiento peculiar sea una acción significativa de su velocidad de expansión del Hubble, el equipo clave del proyecto utilizó indicadores de distancia relativa para extrapolar del cúmulo de Virgo, un cúmulo cercano de galaxias que contiene M100, al cúmulo de Coma más distante y para obtener una medición de la constante de Hubble de 70 (km/seg)/Mpc, con una incertidumbre del 10%.

La determinación clave del proyecto de la constante de Hubble es consistente con una serie de esfuerzos independientes para estimar la constante de Hubble: una síntesis estadística byG.F. R. Ellis y sus colaboradores de la literatura publicada arrojaron un valor entre 66 y 82 (km / seg) / Mpc. Sin embargo, todavía no había un consenso completo sobre el valor de la constante de burbuja.

WMAP y la Constante de Hubble

Al caracterizar la estructura detallada de las corrientes de fondo cósmicas de microondas, WMAP ha determinado con precisión los parámetros cósmicos básicos, incluida la constante de Hubble. La mejor medición directa actual de la constante de Hubble es de 73,8 km / seg / Mpc (más o menos 2,4 km/seg/Mpc, incluidos los errores aleatorios y sistemáticos), lo que corresponde a una incertidumbre del 3%. Utilizando solo datos WMAP, se estima que la constante de Hubble es de 70,0 km / seg / Mpc (más o menos 2,2 km/seg/Mpc), también una medición del 3%. Esto supone que el universo es espacialmente plano, lo cual es consistente con todos los datos disponibles. Esta medición es completamente independiente de las mediciones tradicionales que utilizan variables cefeidas y otras técnicas. Sin embargo, si no asumimos la planitud, podemos combinar datos WMAP con otros datos cosmológicos para obtener 69,3 km/seg/Mpc (más o menos 0,8 km/seg/Mpc), una solución al 1% que combina diferentes tipos de mediciones. Después de observar que las observaciones independientes dan resultados consistentes, es razonable combinar la información para obtener la mejor estimación de los parámetros.

Partes de esta página fueron adaptadas del artículo «La era del universo», D. N. Spergel, M. Bolte (UC, Santa Cruz) y W. Freedman (Observatorios Carnegie). Proc. Natl.Acad. Sci. USA, Vol. 94, págs. 6579 a 6584, junio de 1997.

Más información:

• Más información sobre la Constante de Hubble del Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial, incluidas películas.
• Freedman, Wendy L., «The Expansion Rate and Science of the Universe», Scientific American, Nov. 1992.
• Osterbrock, D. E., Gwinn, J. A. & Brashear, R. S., «Hubble and the ExpandingUniverse», Scientific American, julio de 1993.